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Observatoire astronomique
de la Pointe du diable
3. Pointage et suivi automatiques
Les instruments sont portés par une monture équatoriale dite à
l’allemande dont chacun des deux axes est solidaire d’une roue
dentée en bronze couplée à une vis sans fin en inox directement
entraînée par un moteur pas-à-pas.
Les moteurs sont pilotés par le logiciel PRISM fonctionnant sous MSWindows via un dispositif électronique que l’on nomme MCMT
(Motorisation Compatible Multi Télescope).
Prism est développé en France par Cyril
Cavadore et commercialisé sous licence.
http://www.prism-astro.com/
MCMT est initialement développé par Laurent Bernasconi
et libre de tout droit commercial.
http://www.astrosurf.com/mcmtii/
Le pointage et le suivi peuvent être réalisés en mode local ou en mode externe via Internet. L’ouverture et
la rotation de coupole sont également automatisées ainsi que nombre d’autres fonctions.
3.1. Repérage d’un astre dans le ciel
3.1.1. Coordonnées locales
— Coordonnées horaires
 H ( Angle horaire ) Compté sur l’équateur à partir du Sud, positivement dans le sens horaire

Comptée à partir de l’équateur positivement vers le pôle Nord
 δ ( déclinaison )
H = H ( 0) +
2π
t = H γ 0 − λ − α + Ωsid t
Tsid
avec Tsid = 23h 56 min 4,09s
Pour une étoile « fixe » la déclinaison δ et l’ascension droite α (définie ci-dessous) sont invariantes
dans le temps d’une observation. H γ 0 est une constante universelle.
λ est la longitude géographique ouest du lieu d’observation, comptée à partir du méridien de
Greenwich.
— Coordonnées horizontales
 A ( Azimut ) Compté sur l’horizon à partir du sud, positivement vers l’Ouest

 h ( hauteur ) Comptée à partir de l’horizon positivement vers le zénith
Les coordonnées horizontales { A, h } sont données par les relations suivantes dans lesquelles ϕ
représente la latitude géographique du lieu :
sin h = sin ϕ sin δ + cos ϕ cos δ cos H


 cos h sin A = cos δ sin H
cos h cos A = − cos ϕ sin δ + sin ϕ cos δ cos H

étoile
visée
Zénith
Méridien du lieu
Pôle Nord
(Hauteur ) h
Latitude du lieu
ϕ
δ ( déclinaison)
Plan équatorial
H (angle horaire )
Horizon Sud
Horizon Nord
Plan horizontal
A ( Azimut )
Horizon Ouest
3.1.2. Coordonnées équatoriales
Pôle Nord
écliptique
étoile
visée
Pôle Nord
ε
Méridien du lieu
δ ( déclinaison)
plan de
l'écliptique
ε = 23° 27'
obliquité
de l'écliptique
Plan équatorial
équateur
écliptique
point vernal γ
α  ascension
droite




H (angle horaire )
Le point vernal γ correspond à la position du soleil sur l’écliptique au moment de l’équinoxe de printemps
(nœud ascendant)
L’ascension droite α d’un astre est définie sur l’équateur dans le sens direct avec pour origine le point
vernal. Le couple {α, δ} définit les coordonnées équatoriales de l’astre.
Pour une étoile fixe, les coordonnées équatoriales sont des angles lentement variables Dans le temps du
fait de la rotation du point vernal (1 tour en 25 800 ans : phénomène de précession des équinoxes).
3.1.3. Cartographie
Exemple de carte du ciel produite par le logiciel PRISM
3.2. Montures motorisées
3.2.1. Différents types de montures
Les montures horizontales ou « altazimutales »
ont un axe vertical et un axe horizontal. On y
affiche la hauteur et l’azimut de l’astre.
Avantage : du point de vue mécanique, ces
montures sont plus simple à réaliser. Les
contraintes sur les paliers sont moins
importantes que dans tout autre type de
monture, surtout dans le cas des montures à
fourche.
Inconvénient : la poursuite exige l’utilisation de
deux moteurs et d’un processeur de calcul et
surtout, elle produit une rotation de champ.
Monture horizontale
À fourche
Monture horizontale
« allemande »
Les montures équatoriales ont un axe parallèle à l’axe
polaire de la Terre. On y affiche l’angle horaire et la
déclinaison de l’astre.
Avantage : un seul moteur tournant à vitesse
constante est suffisant pour assurer la pousuite
horaire en compensant le mouvement de rotation
uniforme de la Terre.
Inconvénient : du point de vue mécanique, ces
montures présentes inévitablement des porte-à-faux
importants qui imposent des palier de rotation de
plus grands diamètres.
Monture équatoriale
À fourche
Monture équatoriale
« allemande »
3.2.2. Monture équatoriale allemande
L’axe optique est déporté.
Un contrepoids est donc nécessaire, ce qui
double la masse en mouvement.
Il existe deux positions possibles du télescope
pour une même direction visée dans le ciel.
3.2.3. Les moteurs
Sur chaque axe, un moteur « pas à pas » à
micro-pas entraîne directement, via une liaison
homocinétique à soufflet, une vis sans fin (en
inox) couplée à une roue dentée de 360 dents
(en bronze).
3.2.4. Précision nécessaire pour le pointage
On souhaite idéalement pouvoir pointer une direction dans le ciel avec une erreur inférieure à une minute
d’arc.
1°
1′ =
= 3, 0 ×10 −4 rad = 60′′
60
Pour indication plus parlante : le diamètre de la lune est proche de ½ degré soit 30’.
La roue dentée a un rayon de 200 mm. Avec un tel bras de levier une minute d’arc correspond à un
déplacement de 0,06 mm. Cela signifie que la vis sans fin doit être usinée avec cette précision : rien
d’exceptionnel, mais il s’agit quand même d’un travail très soigné !
1 micro-pas du moteur pas-à-pas correspond à 1 / 92160e de tour de la vis sans fin et donc
1 / 360e x 1 / 92160e de tour pour la roue dentée,
1 micro-pas =
1
1
1
1
×
tour =
×
× 360 × 60 × 60′′ ≈ 0, 04′′
92160 360
92160 360
Cette valeur est à rapprocher de la seconde d’arc inévitable de turbulence atmosphérique.
Conclusion : le mouvement apparaîtra comme continu …
3.2.5. Précision nécessaire pour la poursuite
Pour la poursuite, on souhaite obtenir une précision de 1’’
Cela correspond avec un bras de levier de 200 mm à un usinage à la précision du micron !
Ce n’est pas vraiment possible ? Et pourtant, avec un usinage à la pointe diamant on obtient une
rectification de la vis sans fin à plus ou moins 2 microns
Mais pour faire de la bonne photo, il faut encore faire mieux …
—
—
—
—
Première solution : on utilise une étoile guide
Deuxième solution : on utilise un modèle de pointage
Un autre remède : correction d’erreur périodique
Autre nécessité : corriger l’effet de la réfraction atmosphérique
Et ça marche !
3.2.6. Configuration de MCMT
Le contrôleur MCMT est pourvu de mémoires qui devront être initialisées
pour informer le programme interne des caractéristiques des moteurs, des
roues dentées et des vitesses que l’on souhaite programmer pour les
déplacements.
Notons en
particulier qu’une
vitesse de guidage
de 106.959 µpas/s
correspond
exactement au
mouvement
sidéral de 1 tour
en 23h 56min 04s
3.3. Gestion de la coupole
3.3.1. Dispositif « dome-tracker »
Ce dispositif électronique permet l’interface entre prisme et la coupole
abritant le télescope.
Le schéma suivant en montre les différentes fonctions.
La rotation de coupole se trouve ainsi couplée au déplacement du télescope. S’agissant d’un couplage en
boucle ouverte, le système doit être initialisé : c’est le rôle du capteur d’initialisation. Ensuite, PRISM gère la
bonne correspondance entre le prolongement de l’axe optique du télescope et la ligne médiane de la
fenêtre d’ouverture de la coupole, ce qui correspond à de jolis calculs de trigonométrie sphérique !
Il est également possible depuis PRISM, et donc aussi depuis le réseau Internet dès lors que l’on établit un
bureau à distance, d’ouvrir et de fermer le volet de la coupole.
3.3.2. Sécurité météo : dispositif « sentinel »
Le boîtier SENTINEL, relié à une station météo, informe le système de nombreux paramètres caractérisant
les conditions climatiques instantanées :
—
—
—
—
—
—
—
—
pression atmosphérique,
température,
hygrométrie,
détection de pluie,
pluviométrie cumulée,
vitesse et direction du vent,
luminosité du ciel
couverture nuageuse (Par comparaison de la luminosité du fond du ciel en lumière visible et en
infrarouge).
Notons en particulier que la détection de pluie ainsi que la détection de vent dépassant une vitesse critique
provoquent la fermeture prioritaire du volet de la coupole, par sécurité : le boîtier SENTINEL est
directement relié au boîtier DOME TRACKER.
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